Calculadora de Exposición para Astrofotografía
La distancia focal de tu lente o telescopio en milímetros
Tu número f de lente (requerido para la Regla NPF)
Usado para derivar automáticamente el tamaño de píxel si no se ingresa directamente
Tamaño de píxel en micrómetros — calculado automáticamente a partir de MP + sensor si se deja en blanco
Declinación de tu objetivo (0° = ecuador celeste, 90° = Polaris)
Declinaciones de Objetivo Comunes
Nebulosa de Orión (M42): -5°
Galaxia de Andrómeda (M31): +41°
Núcleo de la Vía Láctea: -29°
Pléyades (M45): +24°
Polaris: +89°
Ingresa tus Configuraciones de Cámara
Rellena tu distancia focal, tamaño del sensor y apertura para obtener el tiempo máximo de exposición segura y comparar todas las reglas de cálculo lado a lado.
Cómo Usar Esta Calculadora
Elige tu Modo
Selecciona 'Rastro de Estrellas' si estás disparando a mano o en un trípode fijo y necesitas la velocidad de obturación máxima antes de que las estrellas dejen rastro. Selecciona 'Planificador de Sub-Exposición' si tienes un montura ecuatorial de seguimiento y quieres encontrar la longitud ideal de exposición por cuadro para apilar imágenes de cielo profundo.
Introducir Configuraciones de Cámara y Lente
Ingresa tu distancia focal en milímetros, elige el tamaño de tu sensor del menú desplegable (esto establece automáticamente el factor de recorte) e ingresa tu número f de apertura. Si conoces el pitch de píxel de tu cámara en µm, ingrésalo directamente. De lo contrario, ingresa tu cantidad de megapíxeles y la calculadora lo derivará automáticamente de las dimensiones de tu sensor.
Agregar Declinación y Revisar el Gráfico
Para el resultado más preciso, ingresa la declinación de tu objeto objetivo en grados (Orión ≈ -5°, Andrómeda ≈ +41°, núcleo de la Vía Láctea ≈ -29°). El gráfico de barras de comparación muestra instantáneamente los resultados de las cuatro reglas lado a lado: elige el valor más conservador (NPF o Escala de Placa) para las estrellas más nítidas en un sensor moderno.
Exportar y Planificar tu Sesión
Haz clic en 'Exportar CSV' para guardar todas las entradas y resultados como una hoja de cálculo que puedes llevar al campo. Para la planificación de sub-exposición, ajusta la escala de Bortle para que coincida con tu sitio y elige tu tipo de cámara (Color, Mono o Banda Estrecha). El planificador devuelve los segundos recomendados por cuadro, ayudándote a decidir cuántos subs recolectar para un tiempo de integración útil.
Preguntas Frecuentes
¿Cuál es la diferencia entre la Regla 500 y la Regla NPF?
La Regla 500 es una regla rápida: divide 500 por tu distancia focal efectiva y obtendrás una exposición máxima aproximada en segundos. Fue calibrada para películas de baja resolución y cámaras digitales tempranas (10–12 MP). La Regla NPF, desarrollada por el astrofotógrafo Frédéric Michaud, añade la apertura de tu lente y el pitch de píxel a la fórmula, produciendo un resultado que es típicamente un 30–60% más conservador en cámaras digitales modernas de alta resolución. Para una Sony A7R IV (61 MP) a 24mm f/1.4, la Regla 500 da aproximadamente 14 segundos mientras que la Regla NPF da alrededor de 5–6 segundos — una diferencia dramática. Para obtener los mejores resultados en sensores de más de 20 MP, siempre prefiere la Regla NPF sobre la clásica Regla 500.
¿Cómo afecta la declinación al tiempo máximo de exposición?
Las estrellas cerca del ecuador celeste (declinación 0°) se mueven a la velocidad sidérea completa de 15 arcosegundos por segundo en relación con un sensor fijo. Las estrellas cerca de los polos celestes se mueven mucho más lento porque trazan círculos más ajustados. El factor de corrección es cos(declinación): a 60° de declinación, el movimiento aparente es solo la mitad de rápido, duplicando tu exposición permitida. En Polaris (+89°), el factor de corrección es prácticamente cero, permitiendo exposiciones muy largas. Para Orión (-5°), la corrección es insignificante. Para Andrómeda (+41°), ganas aproximadamente un 25% más de tiempo de exposición. Ingresar la declinación de tu objetivo en esta calculadora aplica automáticamente este ajuste a los resultados de NPF y Escala de Placas.
¿Qué es el pitch de píxel y cómo encuentro el mío?
El pitch de píxel es el tamaño físico de cada fotositio individual en el sensor de tu cámara, medido en micrómetros (µm). Es la variable más importante que ignora la Regla 500. Una Sony A7 III tiene píxeles de 5.93 µm; una Sony A7R IV tiene solo píxeles de 3.76 µm, lo que significa que la A7R IV mostrará el rastro de estrellas casi un 60% más pronto a la misma distancia focal. Puedes encontrar el pitch de píxel de tu cámara en DxOMark, DigicamDB o en la hoja de especificaciones del fabricante. Alternativamente, ingresa tu cuenta de megapíxeles y formato de sensor en esta calculadora y derivará automáticamente el pitch de píxel utilizando las dimensiones de sensor conocidas para cada formato.
¿Qué es la escala Bortle y por qué es importante para las sub-exposiciones?
La escala Bortle clasifica la oscuridad del cielo nocturno del 1 (cielo oscuro prístino, sin contaminación lumínica artificial) al 9 (cielo de la ciudad donde solo las estrellas más brillantes son visibles). Para la imagen de cielo profundo con seguimiento, el fondo del cielo es la principal fuente de ruido que compite con tu señal objetivo. En cielos más oscuros (Bortle 1–3), el cielo es muy tenue, por lo que necesitas sub-exposiciones más largas para asegurar que el ruido del cielo supere el ruido de lectura por cuadro. En cielos brillantes suburbanos o urbanos (Bortle 6–9), incluso exposiciones cortas están dominadas por el resplandor del cielo. La fórmula de sub-exposición de Robin Glover utiliza el valor de contaminación lumínica mapeado por Bortle y el ruido de lectura de tu cámara para calcular la longitud óptima del sub-cuadro, minimizando el número de cuadros necesarios para una calidad de imagen final dada.
¿Cuándo debo usar un filtro de banda angosta y cómo cambia mi sub-exposición?
Los filtros de banda angosta (Ha, OIII, SII) transmiten solo una franja muy estrecha de luz (ancho de banda de 3–10 nm), bloqueando la mayor parte del resplandor del cielo de fuentes de luz artificial. Esto mejora drásticamente el contraste en nebulosas de emisión desde sitios con contaminación lumínica. Sin embargo, debido a que el filtro bloquea tanta luz, tu sensor necesita una exposición mucho más larga para acumular suficientes fotones de fondo del cielo para que se cumpla el umbral de Robin Glover. El multiplicador de banda angosta en esta calculadora es 25× en comparación con monocromo. En un cielo suburbano Bortle 5 con 3 e⁻ de ruido de lectura, podrías necesitar solo 120 segundos por sub con una cámara de color, pero 3,000 segundos por sub con un filtro de banda angosta, lo que esencialmente significa que deberías usar exposiciones muy largas (sub-exposiciones de 30–60 min) al hacer imágenes de banda angosta.
¿El seguimiento elimina completamente el rastro de estrellas?
Un montura ecuatorial bien alineada con el polo cancela la mayor parte de la rotación de la Tierra, permitiendo exposiciones de minutos a horas sin rastros de estrellas debido a la velocidad sidérea. Sin embargo, el error periódico residual en el engranaje de gusano de la montura, la refracción atmosférica cerca del horizonte, las correcciones del autoguía, la flexión en el tren óptico y la vibración del viento pueden causar un rastro menor incluso con el seguimiento activado. Por esta razón, la mayoría de los astrofotógrafos de cielo profundo aún mantienen las sub-exposiciones individuales por debajo de 5–20 minutos y apilan muchos cuadros en lugar de tomar una exposición muy larga. El Planificador de Sub-Exposición en esta calculadora te da la longitud de cuadro óptima científicamente basada en la teoría del ruido, no en preocupaciones de rastro; combina ambas pestañas para planificar completamente tu sesión.